Ա.Ա.ԿԻՍԵԼԵՎ

Սանկտ Պետերբուրգի պետական ​​համալսարան

Ներածություն

Իներցիոն կոորդինատների համակարգի հիմնավորումը աստղագիտության մեջ

«Ֆիքսված» աստղերի շարժման հայտնաբերումը պատկանում է անգլիացի հայտնի աստղագետ Էդմունդ Հալլիին, ով 1718 թվականին հայտնաբերել է, որ Հիպարքոս-Պտղոմեոս կատալոգից որոշ պայծառ աստղեր նկատելիորեն փոխել են իրենց դիրքերը այլ աստղերի միջև։ Սրանք էին Սիրիուսը, որը տեղաշարժված էր դեպի հարավ Լուսնի գրեթե մեկուկես տրամագծով, Արկտուրուսը՝ երկու տրամագծով դեպի հարավ, և Ալդեբարանը, որը տեղաշարժված էր Լուսնի տրամագծի 1/4-ով դեպի արևելք: Դիտարկված փոփոխությունները չեն կարող վերագրվել Պտղոմեոսի կատալոգի սխալներին, որոնք, որպես կանոն, չեն գերազանցում 6 «(Լուսնի տրամագծի 1/5-ը): Հալլիի հայտնագործությունը շուտով (1728 թ.) հաստատվել է մեկ այլ անգլիացի աստղագետ Ջեյմս Բրեդլիի կողմից: , ով ավելի հայտնի է որպես տարեկան աստղերի հայտնաբերող Տոբիաս Մեյեր (1723-1762), Նիկոլա Լակայլ (1713-1762) և շատ այլ աստղագետներ մինչև Ֆրիդրիխ Բեսելը (1784-1846), ով հիմք դրեց ժամանակակից հիմնարար համակարգի։ աստղերի դիրքերը, հետագայում ներգրավված էին աստղերի շարժումների որոշման մեջ:

Հետաքրքիր է, որ գրեթե 2000 տարի պահանջվեց անշարժ աստղերի հաստատված հայեցակարգը ոչնչացնելու համար, որպեսզի սկսեն փնտրել և գտնել աստղերի շարժումը: Աստղագիտության մեջ այս հեղափոխությունը, իհարկե, տեղի ունեցավ Նյուտոնյան մեխանիկայի հաղթանակի շնորհիվ, որը հաստատեց երկնային մարմինների, ներառյալ աստղերի շարժման օրենքները, որոնց մասին աստղագետները արդեն գիտեին 18-րդ դարում, որ դրանք Արեգակի նման մարմիններ են: Բայց այն ժամանակվա աստղագետների հիմնական հետաքրքրությունը Լուսինն էր (նավարկության համար), մոլորակները և Երկիրը որպես մոլորակ։ Նյուտոնյան մեխանիկան ստեղծեց պայմաններ այս մարմինների շարժումների մաթեմատիկորեն խիստ ուսումնասիրության համար, մնաց միայն գտնել կոորդինատային համակարգ, որը կարող է ճանաչվել որպես հանգստացող կամ միատեսակ ուղղագիծ շարժման վիճակում, այսինքն՝ իներցիոն կոորդինատային համակարգ, որը բավարարում է Նյուտոնի պահանջները։ առաջին օրենք, այնպիսի կոորդինատային համակարգ, որին հեշտ է, և ուղղակի հնարավոր կլինի վերագրել Լուսնի, մոլորակների և Երկրի բոլոր դիտարկված շարժումները: Նման կոորդինատային համակարգը, կարծես թե, մարմնավորել են «ֆիքսված» աստղերը։ Եվ այսպես, աստղագետները սկսեցին որոշել աստղերի գնդաձև կոորդինատները՝ դրանք հղում անելով հասարակածային համակարգին, որտեղ Երկրի հասարակածին զուգահեռ հարթությունը վերցված է որպես հիմնական հարթություն, իսկ գարնանային գիշերահավասարի կետը՝ որպես երկայնությունների սկիզբ (ճիշտ վերելքներ) . Գործիքային տեխնիկայի զարգացումը և դիտորդների հմտությունը (Ջ. Բրեդլի, Տ. Մայեր) նպաստեցին հասարակածային համակարգում աստղերի կոորդինատների որոշման ճշգրտության կտրուկ բարելավմանը։ Այս դիտարկումների հիման վրա կազմվել են մի շարք ընտրված աստղերի դիրքերի առաջին կատալոգները։ Այս կատալոգներում աստղերի դիրքերի ճշգրտությունը արդեն մոտենում էր 1-ին 18-րդ դարում, իսկ 19-րդ դարում նկատելիորեն ավելացավ: Կազմված և տարբեր դարաշրջաններին վերագրված կատալոգներում աստղերի կոորդինատների տարբերությունը ցույց տվեց, որ ընդունված համակարգը. Հասարակածային կոորդինատները ոչ իներցիոն են: Նյուտոնյան մեխանիկա թույլ է տվել խստորեն հիմնավորել աստղերի կոորդինատների փոփոխությունների պատճառներն ու բնույթը, որը վերաբերում է հասարակածային կոորդինատային համակարգին. Արևի և Լուսնի և մոլորակների կողմից անկարգությունների զգալը: Կոորդինատների այս փոփոխությունները. Այս երևույթները, շեղումների հետ միասին, մանրամասնորեն հետագծվել և ուսումնասիրվել են աստղագետների մի քանի սերունդների կողմից 18-րդ և 19-րդ դարերում՝ սկսած Բրեդլիից և վերջացրած Բեսելով: Արդյունքում հաստատունների թվային արժեքները հուսալիորեն որոշվել են, և շեղումներ, այսինքն՝ այն արժեքները, որոնք ներկայումս կան կազմում են աստղագիտության, այսպես կոչված, հիմնարար հաստատունների ցանկը: Այսպիսով, բոլոր պայմանները ստեղծվեցին աստղերի տեսանելի (ակնթարթային) կոորդինատներից առանցքների ինչ-որ հաստատուն (կանգնած) համակարգի կոորդինատներին անցնելու համար, որը լավ մոտավորությամբ կարելի է համարել իներցիոն։ Աստղագետների լեզվով` երկնային մեխանիկա, այս անցումը կոչվում է աստղերի տեսանելի դիրքերից փոխակերպում հասարակածային համակարգում նրանց միջին դիրքերին և տվյալ դարաշրջանի գիշերահավասարին: Այս փոխակերպումը մանրամասնորեն հիմնավորվել և ուրվագծվել է Բեսելի 1818 թվականի «Fundamenta astronomiae» հիմնարար աշխատության մեջ, որը մինչ օրս պահպանում է իր նշանակությունը։ Աստղագիտության մեջ իներցիոն կոորդինատների համակարգի հիմնավորումը անհրաժեշտ պայմաններ է ստեղծել Երկիրը շրջապատող աստղային աշխարհում երկնային մարմինների, այդ թվում՝ աստղերի իրական շարժումները որոշելու և ուսումնասիրելու համար։

Աստղերի ճիշտ շարժումները

Meridian-ի ճիշտ շարժումները

Այս նախագծի գաղափարը միաժամանակ արտահայտվել է 30-ականներին ամերիկացի աստղագետ Ռայթի և Բ.Վ. Նումերովը ԽՍՀՄ-ում. Համաձայն այս գաղափարի, առաջարկվել է որոշել աստղերի լուսանկարչական ճիշտ շարժումները ուղղակիորեն կապված արտագալակտիկական միգամածությունների (գալակտիկաների) հետ։ Ամերիկացիները մտադիր էին գալակտիկաների պատկերները օգտագործել որպես տեղեկատու աստղեր, խորհրդային աստղագետները՝ բացարձակացման գործընթացում միայն որպես վերահսկող աստղեր: Գալակտիկաների ծայրահեղ հեռավորության պատճառով (դիտված գալակտիկաների մեծ մասը գտնվում է մեր Գալակտիկայից ավելի քան 106 հատ հեռավորության վրա), նրանց ճիշտ շարժումները՝ 0,001 «/տարեկանից շատ ավելի քիչ, կարող են անտեսվել: Հետևաբար, աստղերի լուսանկարչական ճիշտ շարժումները, որոշված ​​գալակտիկաների համեմատ, կարելի է բացարձակ համարել նույն աստղերի միջօրեական ճիշտ շարժումների համեմատությամբ, ստուգել, ​​թե արդյոք աստղերի միջօրեական ճիշտ շարժումները բավարարում են իներցիայի պայմանին, այսինքն՝ արդյոք դրանք ճիշտ են ստացված։

Քսան տարի առաջ «աստղեր» բառը հաճախ օգտագործվում էր «անշարժ» ածականի հետ միասին, որը պահպանվել է շարժվող մոլորակների «անշարժ» աստղերի հին հակադրությունից։ Բայց աստղերը շարժվում են այնպես, ինչպես ամեն ինչ բնության մեջ: «Անշարժ» տերմինը, ըստ երևույթին, այլևս երբեք կիրառություն չի գտնի աստղագիտության մեջ։ Ճիշտ է, աստղերի մեծ հեռավորության պատճառով նրանց ակնհայտ տեղաշարժերը երկնային ոլորտում դանդաղ են և պահանջում են զգալի հմտություն և համբերություն դրանք հայտնաբերելու համար: Աստղագետները համեմատում են աստղերի դիրքերը երկու լուսանկարչական թիթեղների վրա, որոնցից երկրորդն արվել է առաջինից տարիներ անց: Սովորաբար ժամանակահատվածը գերազանցում է 20 տարին, և հաճախ երկրորդ թիթեղը հանողը շարունակում է առաջին թիթեղը հանածի սկսած աշխատանքը։ Աստղի հայտնաբերված տեղաշարժը, արտահայտված աղեղային վայրկյաններով, բաժանելով անցած տարիների թվով, կարելի է գտնել աստղի այսպես կոչված ճիշտ շարժումը. նրա շարժումը տեսողության գծով: Աղյուսակ 5-ը տասը աստղերի ցուցակ է, որոնք ունեն ամենամեծ ճիշտ շարժումը: Բնականաբար, այս բոլոր աստղերը մոտ են Արեգակին, հակառակ դեպքում նրանք չէին կարող ունենալ մեծ շարժումներ:

Աստղի ճիշտ շարժումը որոշելու ճշգրտությունը հիմնականում կախված է երկու պատկերների միջև անցած ժամանակից: Որքան մեծ է այն, այնքան բարձր է ճշգրտությունը: Լավագույն սահմանումները այժմ հասել են տարեկան 0,001 ճշգրտության:

Տեսողության գծով աստղերի արագությունը սովորաբար 20-30 կմ/վ է: Եթե լայնակի արագությունը 30 կմ/վ է, ապա կարելի է հաշվարկել, որ այն կտա տարեկան 0″, 001 տեղաշարժ, եթե հեռավորությունը մինչև աստղը 6000 ps է: Սա նշանակում է, որ սա այն սահմանափակող հեռավորությունն է, որով հնարավոր է ինչ-որ կերպ հայտնաբերել աստղի շարժումը տեսադաշտի վրայով: Եվ որպեսզի սահմանումը վստահելի լինի, այն պետք է հինգ անգամ ավելի մեծ լինի, քան դրանում թույլ տրված սխալը. Սա նշանակում է, որ ճիշտ շարժումները կարող են հուսալի լինել միայն այն աստղերի համար, որոնց հեռավորությունները չեն գերազանցում 1200 ps-ը: Ավելի հեռավոր աստղերի համար այժմ միջոցներ չկան որոշելու նրանց արագությունը տեսադաշտի միջով: Բայց ճառագայթային արագությունը, այսինքն՝ արագության այն մասը, որն ուղղված է դեպի մեզ կամ մեզնից հեռու, կարելի է չափել։

Աստղերի շառավղային արագությունները հայտնաբերվել են՝ ուսումնասիրելով նրանց սպեկտրները։ Եթե ​​մեզ մոտենա աղբյուրը, որը տարածում է ցանկացած ալիքային շարժում՝ լույս, ռադիոալիքներ, ձայն և այլն, ապա մեզ հասնող ալիքների թիվը ժամանակի միավորի վրա ավելանում է: Մենք նկատում ենք ալիքի շարժման հաճախականության աճ և, հետևաբար, նրա ալիքի երկարության նվազում... Հեռացնելով նույնը

Աղյուսակ 5. Ամենամեծ պատշաճ շարժումով տասը աստղ

Աստղի անունը	Սեփական շարժում	Հեռավորությունը պարսեկներով
Բարնարդի աստղը	1011,27	1,8
Կապտեյնի աստղ.	8,79	4,0
L & Kyle 9352 bb ~ 37 ° 15492	6,87	3,7
	6,09	4,8
61 Կարապներ	5.22	3,4
Գայլ 389	4,84	2,5
Լալանդ 21185	4,78	2,5
ե հնդկական	4,67	3,4
հնդկականի մասին	4,08	4,9
և Կենտավրոս	3,85	1,3

ալիքի շարժման աղբյուրը կհանգեցնի տատանումների հաճախականության նվազմանը և դրանց՝ ալիքի երկարության ավելացմանը: Այս փոփոխությունների մեծությունը համաչափ է շառավղային արագությանը և որոշվում է Դոպլերի օրենքով, այսինքն՝ DA ալիքի երկարության աճը, քանի որ այն վերաբերում է բուն ալիքի երկարությանը, քանի որ ճառագայթման աղբյուրի V ճառագայթային արագությունը վերաբերում է արագությանը։ լույսի գ.

Աստղի շառավղային արագությունը որոշելու համար աստղագետները նույն ափսեի վրա վերցնում են աստղի սպեկտրը և տարրերի սպեկտրը (գտնվում է լաբորատորիայում), որոնց գծերը տեսանելի են աստղի սպեկտրում։ Ստացված սպեկտրներում գծերի դիրքը համեմատելով՝ կարելի է գտնել աստղի շառավղային արագության հետևանքով առաջացած ալիքի երկարության փոփոխությունը, այնուհետև հավասարության միջոցով գտնել այս շառավղային արագությունը։ Եթե ​​աստղը հեռանում է մեզանից, և նրա հեռավորությունը մեծանում է, ապա տեսադաշտի արագությունը համաձայնեցված է համարվել դրական: Համապատասխանաբար, դեպի մեզ շարժվող աստղերի ճառագայթային արագությունները համարվում են բացասական։

Ճառագայթային արագությունների որոշման ճշգրտությունը կախված է սպեկտրների որակից, թե որքան սուր և բարակ են դրանում գտնվող գծերը հարմար դիրքը չափելու համար։ Հեշտ չափվող գծերով սպեկտրների համար ճշգրտությունը կարող է հասնել 0,1 կմ/վրկ-ի: Իհարկե, եթե սպեկտրը թույլ է, իսկ գծերը սուր չեն, ապա ճշգրտությունը կտրուկ նվազում է: Բայց օբյեկտի հեռավորությունը չի ազդում ճառագայթային արագության որոշման ճշգրտության վրա, քանի որ շառավղային արագությունը ինքնին չի նվազում հեռավորության աճի հետ: Հետևաբար, անկախ նրանից, թե որքան հեռու է օբյեկտը, եթե հնարավոր է ստանալ դրա բավականաչափ լավ սպեկտր, ճառագայթային արագությունը կարող է հուսալիորեն որոշվել:

Ծրագրային հարցեր.

Աստղերի ճիշտ շարժում և ճառագայթային արագություն;

Գալակտիկայում աստղերի և արևի յուրօրինակ արագություններ;

Գալակտիկայի պտույտ.

Ամփոփում:

Աստղերի ճիշտ շարժումը և ճառագայթային արագությունները, աստղերի և Արեգակի հատուկ արագությունները Գալակտիկայում

Նշանակալից ընդմիջումներով որոշված ​​նույն աստղերի հասարակածային կոորդինատների համեմատությունը ցույց է տվել, որ  փոխվում է ժամանակի ընթացքում։ Այս փոփոխությունների մեծ մասը պայմանավորված է պրեցեսիայի, նուտացիայի, շեղման և տարեկան պարալաքսի հետևանքով: Եթե ​​բացառեք այս պատճառների ազդեցությունը, ապա փոփոխությունները նվազում են, բայց ամբողջությամբ չեն անհետանում։ Աստղի մեկ տարվա ընթացքում մնացած տեղաշարժը երկնային ոլորտում կոչվում է աստղի ճիշտ շարժում: Այն արտահայտվում է տարեկան աղեղի վայրկյաններով:

Այս շարժումները որոշելու համար համեմատվում են լուսանկարչական թիթեղները, որոնք նկարվում են 20 և ավելի տարվա երկար ընդմիջումներով: Ստացված տեղաշարժը բաժանելով անցած տարիների թվի վրա՝ հետազոտողները ստանում են աստղի շարժը տարեկան։ Որոշման ճշգրտությունը կախված է երկու պատկերների միջև անցած ժամանակից:

Ճիշտ շարժումները տարբեր աստղերի համար տարբեր են մեծությամբ և ուղղությամբ: Միայն մի քանի տասնյակ աստղեր ունեն տարեկան 1 ″-ից ավելի շարժումներ: Բարնարդի «թռչող» աստղն ունի ամենամեծ հայտնի ճիշտ շարժումը  = 10″, 27: Աստղերի մեծամասնությունն ունեն իրենց շարժումը, որը հավասար է աղեղի հարյուրերորդական և հազարերորդականների տարեկան: Ժամանակակից լավագույն սահմանումները տարեկան հասնում են 0», 001-ի: Երկար ժամանակաշրջանների ընթացքում, որոնք հավասար են տասնյակ հազարավոր տարիների, համաստեղությունների օրինաչափությունները մեծապես փոխվում են:

Աստղի ճիշտ շարժումը տեղի է ունենում մեծ շրջանի աղեղի երկայնքով՝ հաստատուն արագությամբ: Ուղղակի շարժումը փոխվում է   մեծությամբ, որը կոչվում է պատշաճ շարժում աջ բարձրացման ժամանակ, իսկ թեքումը՝  մեծությամբ, որը կոչվում է ճիշտ շարժում անկման մեջ:

Աստղի ճիշտ շարժումը հաշվարկվում է բանաձևով.

Ե
Եթե ​​հայտնի են աստղի մեկ տարվա ճիշտ շարժումը և նրան հեռավորությունը r պարսեկներով, ապա հեշտ է հաշվարկել աստղի տարածական արագության պրոյեկցիան երկնքի հարթության վրա: Այս պրոյեկցիան կոչվում է շոշափող արագություն V t և հաշվարկվում է բանաձևով.

որտեղ rաստղից հեռավորությունն է՝ արտահայտված պարսեկներով։

Աստղի V տարածական արագությունը գտնելու համար անհրաժեշտ է իմանալ նրա շառավղային արագությունը V r, որը որոշվում է սպեկտրի գծերի դոպլերային տեղաշարժից և V t, որը որոշվում է տարեկան պարալաքսից և. Քանի որ V t և V r-ը փոխադարձաբար ուղղահայաց են, աստղի տարածական արագությունը հետևյալն է.

V = V t  + V r ).

V-ն որոշելու համար պետք է նշել  անկյունը՝ փնտրելով նրա ֆունկցիաներով.

sin  = V t / V,

cos  = V t / V.

 անկյունը գտնվում է 0-ից 180 միջակայքում:

Համակարգ

 Կենտավրոս

Արևոտ

համակարգ

Իրական շարժում տարածության մեջՎ

Ճիշտ շարժման ուղղությունը ներկայացվում է դիրքային անկյան միջոցով, որը հաշվվում է աստղի անկման շրջանագծի հյուսիսային ուղղությամբ ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ: Կախված աստղի հասարակածային կոորդինատների փոփոխությունից, դիրքի անկյունը կարող է արժեքներ ունենալ 0-ից մինչև 360 և հաշվարկվում է բանաձևերով.

մեղք  =   / ,

cos  =   / 

հաշվի առնելով երկու գործառույթների նշանները. Աստղի տարածական արագությունը դարեր շարունակ գործնականում անփոփոխ է մնում մեծության և ուղղության մեջ: Հետևաբար, իմանալով աստղի V և r ներկա դարաշրջանում, հնարավոր է հաշվարկել Արեգակին աստղի ամենամոտ մոտեցման դարաշրջանը և որոշել rmin հեռավորությունը, պարալաքսը, ճիշտ շարժումը, տարածական արագության բաղադրիչները և տեսանելի մեծությունը: այն. Աստղից հեռավորությունը պարսեկներով r = 1 /  է, 1 պարսեկ = 3,26 sv: տարվա.

Զ

Համակարգի շարժում Կենտավրոս

Աստղերի ճիշտ շարժումների և շառավղային արագությունների իմացությունը թույլ է տալիս դատել աստղերի շարժումների մասին Արեգակի նկատմամբ, որը նույնպես շարժվում է տիեզերքում: Ուստի աստղերի դիտվող շարժումները կազմված են երկու մասից, որոնցից մեկը Արեգակի շարժման հետեւանք է, իսկ մյուսը՝ աստղի անհատական ​​շարժումը։

Աստղերի շարժումների մասին դատելու համար պետք է գտնել Արեգակի արագությունը և բացառել այն աստղերի շարժման դիտված արագություններից։

Երկնային ոլորտի այն կետը, որին ուղղված է Արեգակի արագության վեկտորը, կոչվում է արեգակնային գագաթ, իսկ հակառակ կետը՝ հակագագաթ։

Արեգակնային համակարգի գագաթը գտնվում է Հերկուլես համաստեղությունում, ունի կոորդինատներ՝  = 270 ,  = +30 : Այս ուղղությամբ Արևը շարժվում է մոտ 20 կմ/վ արագությամբ՝ համեմատած աստղերի հետ, որոնք գտնվում են իրենից ոչ ավելի, քան 100 վրկ: Տարվա ընթացքում Արեգակն անցնում է 630 000 000 կմ կամ 4,2 ԱՄ։

Գալակտիկայի պտույտ

Եթե ​​աստղերի ինչ-որ խումբ շարժվում է նույն արագությամբ, ապա լինելով այդ աստղերից մեկի վրա՝ անհնար է հայտնաբերել ընդհանուր շարժումը։ Իրավիճակն այլ է, եթե արագությունը փոխվում է այնպես, ասես աստղերի խումբը շարժվում է ընդհանուր կենտրոնով։ Այնուհետև կենտրոնին ավելի մոտ գտնվող աստղերի արագությունը ավելի փոքր կլինի, քան կենտրոնից հեռու աստղերի արագությունը: Հեռավոր աստղերի տեսադաշտի դիտված արագությունները ցույց են տալիս նման շարժում։ Բոլոր աստղերը Արեգակի հետ միասին շարժվում են ուղղահայաց դեպի Գալակտիկայի կենտրոն ուղղությունը: Այս շարժումը Գալակտիկայի ընդհանուր պտույտի հետևանք է, որի արագությունը տատանվում է կենտրոնից հեռավորության վրա (դիֆերենցիալ պտույտ):

Գալակտիկայի ռոտացիան ունի հետևյալ հատկանիշները.

1. Այն տեղի է ունենում ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ, եթե նայեք Գալակտիկայի հյուսիսային բևեռի կողմից, որը գտնվում է Կոմայի համաստեղությունում:

2. Պտտման անկյունային արագությունը նվազում է կենտրոնից հեռավորության հետ:

3. Պտտման գծային արագությունը նախ մեծանում է կենտրոնից հեռավորության հետ: Այնուհետև Արեգակի մոտ հեռավորության վրա այն հասնում է իր առավելագույն արժեքին՝ մոտ 250 կմ/վրկ, որից հետո դանդաղ նվազում է։

4. Արևը և նրա շրջակայքում գտնվող աստղերը շուրջ 230 միլիոն տարում ամբողջական պտույտ են կատարում Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ: Այս ժամանակահատվածը կոչվում է գալակտիկական տարի:

Վերահսկիչ հարցեր.

Ո՞րն է աստղերի ճիշտ շարժումը:

Ինչպե՞ս է հայտնաբերվում աստղերի սեփական շարժումը:

Ո՞ր աստղն ունի ամենամեծ ճիշտ շարժումը:

Ո՞րն է աստղի ճիշտ շարժումը հաշվելու բանաձևը:

Որո՞նք են աստղի տարածական արագության բաղադրիչները:

Ինչպե՞ս է կոչվում երկնային ոլորտի այն կետը, որի ուղղությամբ շարժվում է Արեգակը:

Ո՞ր համաստեղությունում է գտնվում գագաթը:

Որքա՞ն արագ է արևը շարժվում մոտակա աստղերի համեմատ:

Որքա՞ն է Արեգակի անցած ճանապարհը մեկ տարում:

Որո՞նք են Գալակտիկայի պտույտի առանձնահատկությունները:

Որքա՞ն է Գալակտիկայի պտտման շրջանը:

Առաջադրանքներ.

1. Բետելգեյզ աստղի շառավղային արագությունը = 21 կմ/վրկ, պատշաճ շարժում = 0,032 տարեկան և պարալաքս Ռ= 0,012: Որոշե՛ք աստղի ընդհանուր տարածական արագությունը Արեգակի նկատմամբ և տեսադաշտի հետ տիեզերքում աստղի շարժման ուղղությունից ձևավորված անկյունը։

Պատասխանել = 31:

2. 83 աստղ Հերկուլեսը մեզանից հեռու է Դ= 100 հատ, իր սեփական շարժումը = 0,12 է: Որքա՞ն է այս աստղի շոշափելի արագությունը:

Պատասխանել57 կմ/վրկ.

3. 4 հատ հեռավորության վրա գտնվող Կապտեյնի աստղի ճիշտ շարժումը տարեկան 8,8 է, իսկ ճառագայթային արագությունը՝ 242 կմ/վ։ Որոշեք աստղի տիեզերական արագությունը:

Պատասխանել 294 կմ/վրկ։

4. Ո՞ր նվազագույն հեռավորության վրա է մեզ կմոտենա 61 Cygnus աստղը, եթե այս աստղի պարալաքսը 0,3 է, իսկ ճիշտ շարժումը՝ 5,2: Աստղը շարժվում է դեպի մեզ 64 կմ/վ շառավղային արագությամբ։

Պատասխանել2,6 հատ

Գրականություն:

1. Աստղագիտական ​​օրացույց. Մշտական ​​մաս. Մ., 1981։

2. Կոնոնովիչ Է.Վ., Մորոզ Վ.Ի. Ընդհանուր աստղագիտության դասընթաց. Մ., Խմբագրական URSS, 2004:

3. Էֆրեմով Յու.Ն. Տիեզերքի խորքերում: Մ., 1984։

4. Ցեսեւիչ Վ.Պ. Ինչ և ինչպես դիտարկել երկնքում: Մ., 1979:

Աստղերի ճիշտ շարժումը և ճառագայթային արագությունները: Աստղերի և Արեգակի յուրօրինակ արագությունները Գալակտիկայում. Գալակտիկայի պտույտ.

Նշանակալից ընդմիջումներով որոշված ​​նույն աստղերի հասարակածային կոորդինատների համեմատությունը ցույց է տվել, որ a-ն և d-ն ժամանակի ընթացքում փոխվում են։ Այս փոփոխությունների մեծ մասը պայմանավորված է պրեցեսիայի, նուտացիայի, շեղման և տարեկան պարալաքսի հետևանքով: Եթե ​​բացառեք այս պատճառների ազդեցությունը, ապա փոփոխությունները նվազում են, բայց ամբողջությամբ չեն անհետանում։ Աստղի մեկ տարվա ընթացքում մնացած տեղաշարժը երկնային ոլորտում կոչվում է աստղի ճիշտ շարժում մ. Այն արտահայտվում է վայրկյաններով։ կամարներ տարեկան.

Ճիշտ շարժումները տարբեր աստղերի համար տարբեր են մեծությամբ և ուղղությամբ: Միայն մի քանի տասնյակ աստղեր ունեն իրենց սեփական շարժումները՝ ավելի քան 1 «տարեկան: Բարնարդի «թռչող» աստղի հայտնի ամենամեծ ճիշտ շարժումը m = 10 », 27 է: Աստղերի մեծամասնությունն ունեն իրենց շարժումը, որը հավասար է աղեղի հարյուրերորդական և հազարերորդականների տարեկան:

Երկար ժամանակաշրջանների ընթացքում, որոնք հավասար են տասնյակ հազարավոր տարիների, համաստեղությունների օրինաչափությունները մեծապես փոխվում են։

Աստղի ճիշտ շարժումը տեղի է ունենում մեծ շրջանի աղեղի երկայնքով՝ հաստատուն արագությամբ: Աջ վերելքը փոխվում է m a մեծությամբ, որը կոչվում է պատշաճ շարժում աջ բարձրացման մեջ, իսկ թեքումը՝ m d մեծությամբ, որը կոչվում է ճիշտ շարժում անկման մեջ:

Աստղի ճիշտ շարժումը հաշվարկվում է բանաձևով.

m = Ö (m a 2 + m d 2):

Եթե ​​հայտնի են աստղի մեկ տարվա ճիշտ շարժումը և նրան հեռավորությունը r պարսեկներով, ապա հեշտ է հաշվարկել աստղի տարածական արագության պրոյեկցիան երկնքի հարթության վրա: Այս պրոյեկցիան կոչվում է շոշափող արագություն V t և հաշվարկվում է բանաձևով.

V t = m "r / 206265" ps / տարի = 4,74 մ ռ կմ / վ:

աստղի V տարածական արագությունը գտնելու համար անհրաժեշտ է իմանալ նրա ճառագայթային V r արագությունը, որը որոշվում է աստղի սպեկտրի գծերի դոպլերային տեղաշարժից։ Քանի որ V t և V r-ը փոխադարձաբար ուղղահայաց են, աստղի տարածական արագությունը հետևյալն է.

V = r (V t 2 + V r 2):

Ամենաարագ աստղերը RR Lyrae փոփոխականներն են: Արեգակի նկատմամբ նրանց միջին արագությունը 130 կմ/վ է։ Այնուամենայնիվ, այս աստղերը շարժվում են Գալակտիկայի պտույտին հակառակ, ուստի նրանց արագությունը ցածր է (250 -130 = 120 կմ / վ): Շատ արագ աստղեր՝ Գալակտիկայի կենտրոնի համեմատ մոտ 350 կմ/վ արագությամբ, չեն դիտվում, քանի որ 320 կմ/վ արագությունը բավական է Գալակտիկայի ձգողականության դաշտը լքելու կամ խիստ երկարաձգված ուղեծրի մեջ պտտվելու համար։ .

Աստղերի ճիշտ շարժումների և շառավղային արագությունների իմացությունը թույլ է տալիս դատել աստղերի շարժումների մասին Արեգակի նկատմամբ, որը նույնպես շարժվում է տիեզերքում: Ուստի աստղերի դիտվող շարժումները կազմված են երկու մասից, որոնցից մեկը Արեգակի շարժման հետեւանք է, իսկ մյուսը՝ աստղի անհատական ​​շարժումը։

Աստղերի շարժումների մասին դատելու համար պետք է գտնել Արեգակի արագությունը և բացառել այն աստղերի շարժման դիտված արագություններից։

Երկնային ոլորտի այն կետը, որին ուղղված է Արեգակի արագության վեկտորը, կոչվում է արեգակնային գագաթ, իսկ հակառակ կետը՝ հակագագաթ։

Արեգակնային համակարգի գագաթը գտնվում է Հերկուլես համաստեղությունում, ունի կոորդինատներ՝ a = 270 0, d = +30 0։ Այս ուղղությամբ Արևը շարժվում է մոտ 20 կմ/վ արագությամբ՝ համեմատած աստղերի հետ, որոնք գտնվում են իրենից ոչ ավելի, քան 100 վրկ: Տարվա ընթացքում Արեգակն անցնում է 630 000 000 կմ կամ 4,2 ԱՄ։

Եթե ​​աստղերի ինչ-որ խումբ շարժվում է նույն արագությամբ, ապա լինելով այդ աստղերից մեկի վրա՝ անհնար է հայտնաբերել ընդհանուր շարժումը։ Իրավիճակն այլ է, եթե արագությունը փոխվում է այնպես, ասես աստղերի խումբը շարժվում է ընդհանուր կենտրոնով։ Այնուհետև կենտրոնին ավելի մոտ գտնվող աստղերի արագությունը ավելի փոքր կլինի, քան կենտրոնից հեռու աստղերի արագությունը: Հեռավոր աստղերի տեսադաշտի դիտված արագությունները ցույց են տալիս նման շարժում։ Բոլոր աստղերը Արեգակի հետ միասին շարժվում են ուղղահայաց դեպի Գալակտիկայի կենտրոն ուղղությունը: Այս շարժումը Գալակտիկայի ընդհանուր պտույտի հետևանք է, որի արագությունը տատանվում է կենտրոնից հեռավորության վրա (դիֆերենցիալ պտույտ):

Գալակտիկայի ռոտացիան ունի հետևյալ հատկանիշները.

1. Այն տեղի է ունենում ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ, եթե նայեք Գալակտիկայի հյուսիսային բևեռի կողմից, որը գտնվում է Կոմայի համաստեղությունում:

2. Պտտման անկյունային արագությունը նվազում է կենտրոնից հեռավորության հետ:

3. Պտտման գծային արագությունը նախ մեծանում է կենտրոնից հեռավորության հետ: Այնուհետև Արեգակի մոտ հեռավորության վրա այն հասնում է իր առավելագույն արժեքին՝ մոտ 250 կմ/վրկ, որից հետո դանդաղ նվազում է։

4. Արեգակն ու նրա շրջակայքում գտնվող աստղերը մոտ 230 միլիոն տարում ամբողջական պտույտ են կատարում Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ: Այս ժամանակահատվածը կոչվում է գալակտիկական տարի:

24.2 Աստղային բնակչություններ և գալակտիկական ենթահամակարգեր.

Արեգակի մոտ գտնվող աստղերն առանձնանում են բարձր պայծառությամբ և պատկանում են բնակչության I տիպին։ դրանք սովորաբար հանդիպում են Գալակտիկայի արտաքին շրջաններում: Արեգակից հեռու գտնվող աստղերը, որոնք գտնվում են Գալակտիկայի կենտրոնի մոտ և պսակում, պատկանում են բնակչության II տիպին։ Աստղերի բաժանումը պոպուլյացիաների իրականացվել է Բաադեի կողմից Անդրոմեդայի միգամածությունն ուսումնասիրելիս։ I բնակչության ամենապայծառ աստղերը կապույտ են և ունեն մինչև -9 մ բացարձակ մեծություններ, իսկ II բնակչության ամենապայծառ աստղերը կարմիր են աբսով։ չափը -3 մ. Բացի այդ, I բնակչությանը բնորոշ է միջաստղային գազի և փոշու առատությունը, որոնք բացակայում են II պոպուլյացիայի մեջ։

Գալակտիկայի աստղերի մանրամասն բաժանումը բնակչության մեջ ներառում է 6 տեսակ.

1. Ծայրահեղ բնակչություն I - ներառում է պարուրաձև ճյուղերում պարունակվող առարկաներ: Սա ներառում է միջաստղային գազը և փոշին, որոնք կենտրոնացած են պարուրաձև բազուկներում, որոնցից աստղեր են ձևավորվում: Այս բնակչության աստղերը շատ երիտասարդ են: Նրանց տարիքը 20-50 միլիոն տարի է։ Այս աստղերի գոյության շրջանը սահմանափակված է բարակ գալակտիկական շերտով. 5000 ps ներքին շառավղով օղակ, 15000 ps արտաքին շառավիղ և մոտ 500 ps հաստություն:

Այս աստղերը ներառում են O-ից մինչև B2 սպեկտրային տիպի աստղեր, ուշ սպեկտրային տիպի գերհսկաներ, Վոլֆ-Ռայեի աստղեր, B դասի արտանետումների աստղեր, աստղային ասոցիացիաներ, T Tauri փոփոխականներ:

2. Սովորական բնակչության I աստղերը փոքր-ինչ մեծ են, նրանց տարիքը 2-3 տիեզերական տարի է։ Նրանք հեռացել են պարուրաձև բազուկներից և հաճախ գտնվում են Գալակտիկայի կենտրոնական հարթության մոտ։

Դրանք ներառում են B3-ից մինչև B8 ենթադասերի աստղեր և A դասի սովորական աստղեր՝ ras: կլաստերներ՝ նույն դասի աստղերով, A-ից F դասերի աստղեր՝ ուժեղ մետաղական գծերով, պակաս վառ կարմիր գերհսկաներ։

3. Սկավառակի բնակչության աստղերը: Նրանց տարիքը 1-ից 5 միլիարդ տարի է, այսինքն. 5-25 տիեզերական տարի: Արևը նույնպես պատկանում է այս աստղերին։ Այս պոպուլյացիան ներառում է բազմաթիվ նուրբ աստղեր, որոնք տեղակայված են գալակտիկական գոտու կենտրոնական հարթությունից 1000 վրկ հեռավորության վրա՝ 5000 վրկ ներքին շառավղով և 15000 վրկ արտաքին շառավղով: Այս աստղերը ներառում են G-ից մինչև K դասերի սովորական հսկաներ, G-ից մինչև K դասերի հիմնական հաջորդականության աստղեր, 250 օրից ավելի ժամանակահատվածներով երկարաժամկետ փոփոխականներ, կիսականոնավոր փոփոխական աստղեր, մոլորակային միգամածություններ, նոր աստղեր, հին բաց կլաստերներ:

4. Միջանկյալ պոպուլյացիայի II աստղերը ներառում են օբյեկտներ, որոնք գտնվում են Գալակտիկայի կենտրոնական հարթության երկու կողմերում 1000 ps-ից ավելի հեռավորությունների վրա: Այս աստղերը պտտվում են երկարաձգված ուղեծրերով։ Դրանք ներառում են 50-ից 80 տիեզերական տարիքի հին աստղերի մեծ մասը, բարձր արագություններով, թույլ գծերով աստղերը, երկարաժամկետ փոփոխականները՝ 50-ից 250 օր ժամանակահատվածով, Կույս W-տիպի Cepheids, RR Lyrae փոփոխականներ, սպիտակ թզուկներ, գնդաձև կլաստերներ: ...

5. Գալակտիկական պսակի բնակչությունը. ներառում են օբյեկտներ, որոնք առաջացել են Գալակտիկայի էվոլյուցիայի վաղ փուլերում, որն այն ժամանակ ավելի քիչ հարթ էր, քան այժմ: Այս առարկաները ներառում են ենթաթզուկներ, կորոնային գնդաձև կուտակումներ, RR քնարանի աստղեր, չափազանց թույլ գծերով աստղեր, ամենաբարձր արագությամբ աստղեր։

6. Բնակչության հիմնական աստղերը ներառում են ամենաքիչ հայտնի օբյեկտները: Այս աստղերի սպեկտրներում, որոնք դիտվում են այլ գալակտիկաներում, նատրիումի գծերն ուժեղ են, իսկ ցիանոգենի (CN) շերտերը՝ ինտենսիվ։ Սրանք կարող են լինել M դասի թզուկներ: Այդպիսի օբյեկտների թվում են RR Lyrae աստղերը, գնդաձև աստղերը: մետաղներով հարուստ կլաստերներ, մոլորակային միգամածություններ, M թզուկներ, G և M հսկա աստղեր՝ ուժեղ ցիանոգեն շերտերով, ինֆրակարմիր օբյեկտներ։

Գալակտիկայի կառուցվածքի ամենակարևոր տարրերն են կենտրոնական խտացումը, պարուրաձև թեւերը և սկավառակը։ Գալակտիկայի կենտրոնական խտացումը մեզնից թաքնված է մութ անթափանց նյութով: Նրա հարավային կեսը լավագույնս երևում է որպես աստղային պայծառ ամպ Աղեղնավոր համաստեղությունում: Երկրորդ կեսը կարելի է դիտարկել նաև ինֆրակարմիր ճառագայթներով։ Այս կեսերը բաժանված են փոշոտ նյութի հզոր շերտով, որն անթափանց է նույնիսկ ինֆրակարմիր ճառագայթների համար: Կենտրոնական կոնցենտրացիայի գծային չափերը 3 x 5 կիլոպարսեկ են։

Գալակտիկայի շրջանը կենտրոնից 4-8 կկվ հեռավորության վրա առանձնանում է մի շարք հատկանիշներով. Այն պարունակում է ամենամեծ թվով պուլսարներ և գազային մնացորդներ գերնոր աստղերի պայթյուններից, ինտենսիվ ոչ ջերմային ռադիոհաղորդումներից; երիտասարդ և տաք O և B աստղերն ավելի տարածված են: Այս տարածքում կան ջրածնի մոլեկուլային ամպեր։ Այս տարածքի ցրված նյութում մեծանում է տիեզերական ճառագայթների կոնցենտրացիան։

Գալակտիկական կենտրոնից 3-4 kpc հեռավորության վրա ռադիոաստղագիտության մեթոդները հայտնաբերել են չեզոք ջրածնային թև՝ մոտ 100,000,000 արևի զանգվածով, որը ընդլայնվում է մոտ 50 կմ/վ արագությամբ։ կենտրոնի մյուս կողմում մոտ 2 կկվ հեռավորության վրա կա 10 անգամ պակաս զանգված ունեցող թեւ, որը կենտրոնից հեռանում է 135 կմ/վ արագությամբ։

Կենտրոնի շրջանում կան մի քանի գազային ամպեր՝ 10000-100000 արեգակնային զանգվածի զանգվածներով, որոնք նահանջում են 100-170 կմ/վ արագությամբ։

Կենտրոնական շրջանը, որի շառավիղը 1 կՊ/կ-ից պակաս է, զբաղեցնում է չեզոք գազի օղակը, որը պտտվում է կենտրոնի շուրջ 200 կմ/վ արագությամբ։ Այն պարունակում է մեծ սկավառակաձև H II շրջան՝ մոտ 300 ps տրամագծով: Կենտրոնի շրջանում նկատվում է ոչ ջերմային ճառագայթում, որը վկայում է տիեզերական ճառագայթների կենտրոնացման և մագնիսական դաշտերի ինտենսիվության բարձրացման մասին։

Գալակտիկայի կենտրոնական շրջաններում նկատված երևույթների ամբողջությունը ենթադրում է հավանականություն, որ ավելի քան 10,000,000 տարի առաջ Գալակտիկայի կենտրոնից տեղի է ունեցել գազային ամպերի արտանետում՝ մոտ 10,000,000 արևային զանգվածի ընդհանուր զանգվածով և մոտ 600 կմ/ արագությամբ։ ս.

Աղեղնավոր համաստեղությունում, Գալակտիկայի կենտրոնի մոտ, կան ռադիո և ինֆրակարմիր ճառագայթման մի քանի հզոր աղբյուրներ: Նրանցից մեկը՝ Աղեղնավոր-Ա-ն, գտնվում է Գալակտիկայի հենց կենտրոնում: Այն շրջապատված է 200 վրկ շառավղով օղակաձև մոլեկուլային ամպով, որը ընդլայնվում է 140 կմ/վ արագությամբ: Կենտրոնական շրջաններում աստղերի ձևավորման ակտիվ գործընթաց է ընթանում։

Մեր Գալակտիկայի կենտրոնում, ամենայն հավանականությամբ, կա միջուկ, որը նման է գնդաձև աստղային կլաստերի: Ինֆրակարմիր դետեկտորները այնտեղ հայտնաբերել են 10 վրկ չափի էլիպսաձեւ առարկա: Այն կարող է պարունակել 1 ps տրամագծով խիտ աստղակույտ։ Այն կարող է լինել նաև անհայտ հարաբերական բնույթի օբյեկտ։

24.3 Գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքը.

Գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքի բնույթը կապված է աստղային սկավառակում տարածվող պարուրաձև խտության ալիքների հետ։ Այս ալիքները նման են ձայնային ալիքներին, սակայն պտույտի շնորհիվ ստանում են պարույրների տեսք։ Միջաստղը, որտեղ այս ալիքները տարածվում են, բաղկացած է ոչ միայն գազափոշոտ միջաստղային նյութից, այլև հենց աստղերից։ Աստղերը նաև ձևավորում են գազի մի տեսակ, որը սովորական գազից տարբերվում է նրանով, որ դրա մասնիկների միջև բախումներ չեն լինում։

Պարուրաձև խտության ալիքը, ինչպես սովորական երկայնական ալիքը, հաջորդական խտությունների և միջինի հազվադեպացման փոփոխություն է: Ի տարբերություն գազի և աստղերի, պարուրաձև ալիքի օրինաչափությունը պտտվում է նույն ուղղությամբ, ինչ ամբողջ Գալակտիկայի վրա, բայց նկատելիորեն ավելի դանդաղ և հաստատուն անկյունային արագությամբ, ինչպես պինդ մարմինը:

Ուստի նյութը ներքին կողմից անընդհատ բռնում է պարուրաձև ճյուղերին և անցնում դրանց միջով։ Այնուամենայնիվ, աստղերի և գազի համար այս անցումը պարուրաձև թևերի միջով տարբեր է: Աստղերը, ինչպես գազը, խտացված են պարուրաձև ալիքի մեջ, և դրանց կոնցենտրացիան աճում է 10-20%-ով։ Համապատասխանաբար մեծանում է նաև գրավիտացիոն պոտենցիալը։ Բայց քանի որ աստղերի միջև բախումներ չկան, նրանք պահպանում են թափը, փոքր-ինչ փոխում են իրենց ուղին պարուրաձև թևի ներսում և թողնում այն ​​գրեթե նույն ուղղությամբ, որտեղ մտել են:

Գազը այլ կերպ է վարվում. Բախումների պատճառով, մտնելով թեւ, կորցնում է թափի մոմենտը, դանդաղում է և սկսում կուտակվել թեւքի ներքին սահմանին։ Գազի մուտքային նոր մասերը հանգեցնում են այս սահմանին հարվածային ալիքի ձևավորմանը՝ մեծ խտության տարբերությամբ: Արդյունքում, պարուրաձև ոտքերի մոտ ձևավորվում են գազի կնիքի շրթունքներ և առաջանում է ջերմային անկայունություն: Գազը արագ դառնում է անթափանց, սառչում և անցնում խիտ փուլի մեջ՝ առաջացնելով աստղագոյացման համար նպաստավոր գազ-փոշու համալիրներ։ Երիտասարդ և տաք աստղերը գրգռում են գազի փայլը, որը ստեղծում է պայծառ միգամածություններ, որոնք տաք աստղերի հետ միասին ուրվագծում են պարուրաձև կառուցվածք՝ կրկնելով աստղային սկավառակի պարուրաձև խտության ալիքը։

Մեր Գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքը ուսումնասիրվել է այլ պարուրաձև գալակտիկաների ուսումնասիրությունների միջոցով: Հետազոտությունները ցույց են տվել, որ հարևան գալակտիկաների պարուրաձև թեւերը կազմված են տաք հսկաներից, գերհսկաներից, փոշուց և գազից: Եթե ​​հեռացնեք այս առարկաները, ապա պարուրաձև ճյուղերը կվերանան: Կարմիր և դեղին աստղերը հավասարապես լրացնում են ճյուղերի մեջ և դրանց միջև ընկած հատվածները:

Մեր Գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքը պարզաբանելու համար մենք պետք է դիտարկենք տաք հսկաները, փոշին և գազը: Դա բավականին դժվար է անել, քանի որ Արևը գտնվում է Գալակտիկայի հարթությունում և զանազան պարուրաձև ճյուղեր նախագծված են միմյանց վրա: Ժամանակակից մեթոդները թույլ չեն տալիս ճշգրիտ որոշել հեռավոր հսկաների հեռավորությունը, ինչը դժվարացնում է տարածական պատկեր ստեղծելը։ Բացի այդ, Գալակտիկայի հարթությունում ընկած են անհամասեռ կառուցվածքի և տարբեր խտության փոշու մեծ զանգվածներ, ինչն էլ ավելի է դժվարացնում հեռավոր օբյեկտների ուսումնասիրությունը։

21 սմ ալիքի երկարության վրա ջրածնի ուսումնասիրությունը մեծ խոստումներ է տալիս:Դրանք կարող են օգտագործվել Գալակտիկայի տարբեր վայրերում չեզոք ջրածնի խտությունը չափելու համար: Այս աշխատանքը կատարել են հոլանդացի աստղագետներ Հոլստը, Մյուլլերը, Օորտը և այլք, արդյունքում ստացվել է ջրածնի բաշխման պատկերը, որը ցույց է տալիս Գալակտիկայի պարուրաձև կառուցվածքի ուրվագիծը: Ջրածինը մեծ քանակությամբ հանդիպում է երիտասարդ, տաք աստղերի մոտ, որոնք սահմանում են պարուրաձև թևերի կառուցվածքը: Չեզոք ջրածնի ճառագայթումը երկարալիք է, գտնվում է ռադիոտիրույթում, և նրա համար միջաստեղային փոշոտ նյութը թափանցիկ է։ 21 սանտիմետր ճառագայթումը հասնում է Գալակտիկայի ամենահեռավոր շրջաններից՝ առանց աղավաղումների:

Գալակտիկան անընդհատ փոխվում է։ Այս փոփոխությունները դանդաղ են և աստիճանական: Հետազոտողների համար դժվար է դրանք հայտնաբերել, քանի որ մարդու կյանքը շատ կարճ է աստղերի և գալակտիկաների կյանքի համեմատ։ Տիեզերական էվոլյուցիայի մասին խոսելիս պետք է ընտրել ժամանակի շատ երկար միավոր: Այդպիսի միավոր է տիեզերական տարին, այսինքն. Արեգակի ամբողջական պտույտի ժամանակը Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ: Այն հավասար է 250 միլիոն երկրային տարվա։ Գալակտիկայի աստղերն անընդհատ խառնվում են, և մեկ տիեզերական տարում, շարժվելով նույնիսկ 1 կմ/վրկ ցածր արագությամբ միմյանց նկատմամբ, երկու աստղ կհեռանան 250 վրկ-ով: Այս ընթացքում որոշ աստղային խմբեր կարող են քայքայվել, մյուսները կրկին ձևավորվել: Գալակտիկայի տեսքը կտրուկ կփոխվի: Բացի մեխանիկական փոփոխություններից, Գալակտիկայի ֆիզիկական վիճակը փոխվում է տիեզերական տարվա ընթացքում։ O և B դասերի աստղերը կարող են պայծառ փայլել միայն տիեզերական տարվա որոշ հատվածին հավասար ժամանակով: Դիտարկված ամենապայծառ հսկաների տարիքը մոտ 10 միլիոն տարի է: Այնուամենայնիվ, չնայած դրան, պարուրաձև ձեռքերի կոնֆիգուրացիան կարող է բավականին կայուն մնալ: Որոշ աստղեր կլքեն այս տարածքները, մյուսները կժամանեն իրենց տեղը, որոշ աստղեր կմահանան, մյուսները կծնվեն պարուրաձև ճյուղերի գազ-փոշու համալիրների հսկայական զանգվածից: Եթե ​​որևէ գալակտիկայում առարկաների դիրքերի և շարժումների բաշխումը մեծ փոփոխությունների չի ենթարկվում, ապա այս աստղային համակարգը գտնվում է դինամիկ հավասարակշռության վիճակում։ Աստղերի որոշակի խմբի համար դինամիկ հավասարակշռության վիճակը կարող է պահպանվել 100 տիեզերական տարի։ Այնուամենայնիվ, ավելի երկար ժամանակահատվածում, որը հավասար է հազարավոր կոսմայի: տարիներ դինամիկ հավասարակշռության վիճակը կխախտվի աստղերի պատահական մոտ անցումների պատճառով։ Այն կփոխարինվի վիճակագրական հավասարակշռության դինամիկ գրեթե հաստատուն վիճակով, ավելի կայուն, որում աստղերն ավելի մանրակրկիտ խառնված են։

25. Արտագալակտիկական աստղագիտություն.

25.1 Գալակտիկաների դասակարգումը և դրանց տարածական բաշխումը.

1784 թվականին ֆրանսիացի գիսաստղ փնտրողներ Մեսյեն և Մեշամը կազմեցին երկնքում անզեն աչքով կամ աստղադիտակով դիտված մառախլապատ առարկաների կատալոգ, որպեսզի չշփոթեն նրանց ժամանող գիսաստղերի հետ իրենց ապագա աշխատանքում: Մեսյեի կատալոգի առարկաները, պարզվեց, ամենատարբեր բնույթի են։ Դրանցից մի քանիսը` աստղային կուտակումները և միգամածությունները, պատկանում են մեր Գալակտիկայի, մյուս մասը` ավելի հեռու գտնվող առարկաներ և նույն աստղային համակարգերն են, ինչ մեր Գալակտիկայի: Գալակտիկաների իրական էության ըմբռնումը անմիջապես չեկավ: Միայն 1917 թվականին Ռիչին և Քերթիսը, դիտելով գերնոր աստղը NGC 224 գալակտիկայում, հաշվարկեցին, որ այն գտնվում է 460,000 վրկ հեռավորության վրա, այսինքն. 15 անգամ ավելի մեծ է, քան մեր Գալակտիկայի տրամագիծը, ինչը նշանակում է, որ շատ ավելին է նրա սահմաններից: Հարցը վերջնականապես պարզվեց 1924-1926 թվականներին, երբ Է.Հաբլը, օգտագործելով 2,5 մետրանոց աստղադիտակը, ձեռք բերեց Անդրոմեդայի միգամածության լուսանկարները, որտեղ պարուրաձև ճյուղերը քայքայվեցին առանձին աստղերի:

Այսօր հայտնի են բազմաթիվ գալակտիկաներ, որոնք մեզնից հարյուր հազարից մինչև միլիարդավոր Սբ. տարիներ։

Բազմաթիվ գալակտիկաներ նկարագրվել և ցուցակագրվել են: Ամենատարածվածը Dreyer's New General Catalog-ն է (NGC): Յուրաքանչյուր գալակտիկա ունի իր համարը: Օրինակ, Անդրոմեդայի միգամածությունը նշանակված է NGC 224:

Գալակտիկաների դիտարկումը ցույց է տվել, որ դրանք իրենց ձևով և կառուցվածքով շատ բազմազան են։ Արտաքին տեսքով գալակտիկաները բաժանվում են էլիպսաձև, պարուրաձև, ոսպնաձև և անկանոնների:

Էլիպսաձեւ գալակտիկաներ(E) առանց սուր սահմանների լուսանկարներում էլիպսաձեւ են: Պայծառությունը սահուն աճում է ծայրամասից դեպի կենտրոն: Ներքին կառուցվածքը սովորաբար բացակայում է։ Այս գալակտիկաները կառուցված են կարմիր, դեղին հսկաներից, կարմիր և դեղին թզուկներից, ցածր պայծառության մի շարք սպիտակ աստղերից, այսինքն. հիմնականում II տիպի բնակչության աստղերից։ Չկան կապույտ-սպիտակ գերհսկաներ, որոնք սովորաբար ստեղծում են պարուրաձև ձեռքերի կառուցվածքը: Արտաքինից էլիպսաձեւ գալակտիկաները տարբերվում են ավելի մեծ կամ փոքր սեղմումով։

Սեղմման ինդեքսը արժեքն է

հեշտությամբ կարելի է գտնել, եթե լուսանկարում չափված են հիմնական a և minor b կիսաառանցքները: Սեղմման գործակիցը կցվում է գալակտիկայի ձևը նշող տառին, օրինակ՝ E3: Պարզվեց, որ չկան ուժեղ սեղմված գալակտիկաներ, ուստի ամենաբարձր ցուցանիշը 7 է։ Գնդաձև գալակտիկան ունի 0։

Ակնհայտ է, որ էլիպսաձև գալակտիկաներն ունեն հեղափոխության էլիպսոիդի երկրաչափական ձև։ Է.Հաբլը առաջադրեց այն խնդիրը, թե արդյոք դիտարկվող ձևերի բազմազանությունը տիեզերքում հավասարապես հարթեցված գալակտիկաների տարբեր կողմնորոշումների հետևանք է: Այս խնդիրը լուծվեց մաթեմատիկորեն և ստացվեց պատասխան, որ գալակտիկաների կլաստերների կազմում ամենից հաճախ հանդիպում են 4, 5, 6, 7 սեղմման հարաբերակցությամբ գալակտիկաներ և գրեթե չկան գնդաձև գալակտիկաներ։ Իսկ կլաստերներից դուրս գրեթե միայն 1 և 0 ցուցիչներով գալակտիկաներ կան: Կլաստերներում էլիպսաձև գալակտիկաները հսկա գալակտիկաներ են, իսկ դրսից՝ թզուկներ:

Պարուրաձև գալակտիկաներ(S). Նրանք ունեն կառուցվածք՝ պարուրաձև ճյուղերի տեսքով, որոնք դուրս են գալիս կենտրոնական միջուկից։ Ճյուղերն առանձնանում են ոչ այնքան վառ ֆոնի վրա, քանի որ դրանք պարունակում են ամենաթեժ աստղերը, երիտասարդ կլաստերները և վառվող գազային միգամածությունները։

Էդվին Հաբլը պարուրաձև գալակտիկաները բաժանեց ենթադասերի։ Չափը ճյուղերի զարգացման աստիճանն է և գալակտիկական միջուկի չափը։

Սա գալակտիկաներում ճյուղերը սերտորեն ոլորված են և համեմատաբար հարթ, թույլ զարգացած: Միջուկները միշտ մեծ են, սովորաբար ամբողջ գալակտիկայի դիտարկված չափի մոտավորապես կեսը: Այս ենթադասի գալակտիկաներն առավել նման են էլիպսաձեւ գալակտիկաներին։ Սովորաբար կան երկու ճյուղեր, որոնք առաջանում են միջուկի հակառակ մասերից, բայց հազվադեպ ավելի շատ:

Sb գալակտիկաներում պարուրաձև թեւերը նկատելիորեն զարգացած են, բայց ճյուղավորում չունեն։ Միջուկներն ավելի փոքր են, քան նախորդ դասի միջուկները: Այս տեսակի գալակտիկաները հաճախ ունենում են բազմաթիվ պարուրաձև թևեր։

Բարձր զարգացած ճյուղերով գալակտիկաները, որոնք բաժանված են մի քանի թեւերի և դրանց համեմատ փոքր միջուկը, Sc տիպի են։

Չնայած արտաքին տեսքի բազմազանությանը, պարուրաձև գալակտիկաները կառուցվածքով նման են։ Դրանցում կարելի է առանձնացնել երեք բաղադրիչ՝ աստղային սկավառակը, որի հաստությունը 5-10 անգամ փոքր է գալակտիկայի տրամագծից, գնդաձև բաղադրիչը, հարթ բաղադրիչը, որն իր հաստությամբ մի քանի անգամ փոքր է սկավառակից։ Հարթ բաղադրիչը ներառում է միջաստղային գազ, փոշի, երիտասարդ աստղեր և պարուրաձև ճյուղեր։

Պարուրաձև գալակտիկաների սեղմման հարաբերակցությունը միշտ 7-ից մեծ է: Միևնույն ժամանակ, էլիպսաձև գալակտիկաների համար այն միշտ 7-ից փոքր է: Սա խոսում է այն մասին, որ թույլ սեղմված գալակտիկաներում պարուրաձև կառուցվածքը չի կարող զարգանալ: Որպեսզի այն հայտնվի, համակարգը պետք է ուժեղ սեղմված լինի:

Ապացուցված է, որ էվոլյուցիայի ընթացքում բարձր սեղմված գալակտիկան չի կարող թույլ սեղմվել, ինչպես նաև հակառակը։ Սա նշանակում է, որ էլիպսաձև գալակտիկաները չեն կարող պարույրի վերածվել, իսկ պարույրը՝ էլիպսաձևի: Տարբեր սեղմումը պայմանավորված է համակարգերի ռոտացիայի տարբեր քանակով: Այն գալակտիկաները, որոնք ձևավորման ընթացքում ստացել են բավականաչափ պտույտ, ստացել են խիստ սեղմված ձև, դրանցում զարգացել են պարուրաձև ճյուղեր։

Կան պարուրաձև գալակտիկաներ, որոնցում միջուկը գտնվում է ուղիղ գծի մեջտեղում, և պարուրաձև ճյուղերը սկսվում են միայն այս ձողի ծայրերից: Նման գալակտիկաները նշանակված են SBa, SBb, SBc: B տառի ավելացումը ցույց է տալիս ցատկողի առկայությունը:

Ոսպնաձև գալակտիկաներ(S0): Արտաքնապես նման է էլիպսաձեւ, բայց ունեն աստղային սկավառակ: Նրանք կառուցվածքով նման են պարուրաձև գալակտիկաներին, սակայն տարբերվում են դրանցից հարթ բաղադրիչի և պարուրաձև ճյուղերի բացակայությամբ։ Ոսպնաձև գալակտիկաները տարբերվում են ծայրամասային պարուրաձև գալակտիկաներից մութ նյութի շերտի բացակայությամբ։ Շվարցշիլդը առաջարկեց մի տեսություն, համաձայն որի՝ ոսպնյակաձև գալակտիկաները կարող են գոյանալ պարուրաձև գալակտիկաներից՝ գազ-փոշու նյութը մաքրելու գործընթացում:

Անկանոն գալակտիկաներ(Իռ): Նրանք անհավասարակշիռ տեսք ունեն։ Դրանցում պարույր ճյուղեր չկան, իսկ տաք աստղերն ու գազափոշոտ նյութերը կենտրոնացած են առանձին խմբերով կամ ցրված են սկավառակի վրա։ Գոյություն ունի ցածր պայծառությամբ գնդաձև բաղադրիչ: Այս գալակտիկաները հարուստ են միջաստղային գազով և երիտասարդ աստղերով։

Գալակտիկայի անկանոն ձևը կարող է պայմանավորված լինել նրանով, որ այն չի հասցրել ճիշտ ձևն ընդունել իր մեջ նյութի ցածր խտության կամ երիտասարդ տարիքի պատճառով: Գալակտիկան կարող է անկանոն դառնալ մեկ այլ գալակտիկայի հետ փոխազդեցության արդյունքում ձևի աղավաղման պատճառով։

Անկանոն գալակտիկաները բաժանվում են երկու ենթատեսակի.

Ir I ենթատեսակը բնութագրվում է մակերեսի բարձր պայծառությամբ և կառուցվածքի անկանոն բարդությամբ: Այս ենթատեսակի որոշ գալակտիկաներում հայտնաբերվել է ավերված պարուրաձև կառուցվածք։ Նման գալակտիկաները հաճախ հանդիպում են զույգերով։

Ir II ենթատիպը բնութագրվում է մակերեսի ցածր պայծառությամբ: Այս հատկությունը խանգարում է նման գալակտիկաների հայտնաբերմանը, և դրանցից միայն մի քանիսն են հայտնի: Մակերեւույթի ցածր պայծառությունը ցույց է տալիս ցածր աստղային խտություն: Սա նշանակում է, որ այս գալակտիկաները պետք է շատ դանդաղ անցնեն անկանոն ձևից դեպի կանոնավոր:

1995 թվականի հուլիսին ուսումնասիրություն է իրականացվել տիեզերական աստղադիտակի վրա իմ. Hubble-ի որոնումները անկանոն թույլ կապույտ գալակտիկաների համար: Պարզվել է, որ այս օբյեկտները, որոնք գտնվում են մեզանից 3-ից 8 միլիարդ լուսատարի հեռավորության վրա, ամենատարածվածն են: Նրանցից շատերն ունեն չափազանց հարուստ կապույտ գույն, ինչը ցույց է տալիս, որ նրանք ինտենսիվ աստղաստեղծ են։ Այս գալակտիկաները չեն առաջանում ժամանակակից Տիեզերքին համապատասխան մոտ հեռավորությունների վրա:

Գալակտիկաները շատ ավելի բազմազան են, քան դիտարկվող տեսակները, և այս բազմազանությունը վերաբերում է ձևերին, կառուցվածքներին, պայծառությանը, բաղադրությանը, խտությանը, զանգվածին, սպեկտրին և ճառագայթման բնութագրերին:

Կարելի է առանձնացնել գալակտիկաների հետևյալ մորֆոլոգիական տիպերը՝ մոտենալով նրանց այլ տեսանկյունից.

Ամորֆ, կառուցվածք չունեցող համակարգեր- ներառյալ E գալակտիկաները և S0-ի մեծ մասը: Նրանք ունեն քիչ կամ չունեն ցրված նյութ և տաք հսկաներ:

Հարո գալակտիկաներ- ավելի կապույտ, քան մնացածը: Նրանցից շատերն ունեն նեղ, բայց վառ գծեր իրենց սպեկտրում: Նրանք կարող են լինել շատ հարուստ գազով:

Սեյֆերտ գալակտիկաներ- տարբեր տեսակների, բայց բնութագրվում են իրենց սպեկտրներում ուժեղ արտանետումների գծերի շատ լայն լայնությամբ:

Քվազարներ- քվազիաստղային ռադիոաղբյուրներ՝ QSS, որոնք արտաքին տեսքով չեն տարբերվում աստղերից, բայց ռադիոալիքներ արձակող, որպես ամենահզոր ռադիոգալակտիկաներ։ Նրանց բնորոշ է կապտավուն գույնը և սպեկտրի վառ գծերը՝ հսկայական կարմիր շեղումով։ Պայծառությամբ նրանք գերազանցում են գալակտիկաներին՝ գերհսկաներին։

Քվազագի- քվազի-աստղային գալակտիկաներ QSG - տարբերվում են քվազարներից ուժեղ ռադիոհաղորդումների բացակայությամբ:

Երկնային ոլորտի երկայնքով տարվա ընթացքում տարածության մեջ նրա շարժման շնորհիվ:

Դոպլերի էֆեկտը հետևյալն է. Թող անշարժ աղբյուրից ստացված լույսի ալիքի երկարությունը լինի λ 0: Այնուհետև դիտորդի համեմատ շարժվող միանման աղբյուրից լույս λ = λ 0 ալիքի երկարությամբ (l + v/գ), որտեղ v- արագություն տեսողության գծի երկայնքով; գԼույսի արագությունն է։ Ճառագայթային արագությունը դրական է, եթե աղբյուրը հեռանում է մեզանից; Այս դեպքում բոլոր սպեկտրային գծերը տեղափոխվում են դեպի ավելի երկար ալիքների երկարություններ, այսինքն՝ դեպի սպեկտրի կարմիր ծայրը:

Լուսանկարելով աստղի (կամ որևէ այլ առարկայի) սպեկտրը, չափելով ալիքների երկարությունները և համեմատելով դրանք անշարժ աղբյուրի ստանդարտ սպեկտրի ալիքի երկարությունների հետ՝ կարելի է որոշել նրա շառավղային արագությունը։

Եթե ​​ինչ-որ կերպ հնարավոր է որոշել դեպի աստղի ուղղությունների և ամբողջ արագության անկյունը v(և դա երբեմն հաջողվում է, և միանգամից մի խումբ աստղերի համար), ապա տրված բանաձևը հնարավորություն է տալիս որոշել այս աստղերի հեռավորությունները։